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梅西耶天体/M31

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< 梅西耶星表
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仙女座星系
仙女座星系的可见光图像。
观测数据 (J2000 历元)
星座仙女座
赤经00h 42m 44.3s[1]
赤纬+41° 16′ 9″[1]
红移−301 ± 1 km/s[2]
距离2.54 ± 0.06 百万光年
(778 ± 17 千秒差距)[3][2][4][5][6]a
类型SA(s)b[1]
视直径 (V)190′ × 60′[1]
视星等 (V)4.4[1]
其他名称
M31，NGC 224，UGC 454，PGC 2557，2C 56 (核心)[1]，LEDA 2557

仙女座星系（也称为梅西耶31、M31或NGC 224；在较旧的文献中常被称为大仙女座星云）是一个距离我们大约250万光年[4]的螺旋星系，位于仙女座星座。它是我们银河系最近的螺旋星系。由于它在无月的夜晚可以被视为一个微弱的光斑，它是肉眼可见的最遥远的天体之一，甚至在有光污染的城市地区也能用双筒望远镜看到。它以希腊神话中的公主仙女座（希腊语：Ανδρομέδη - Andromédē）命名。仙女座星系是w:本星系群中最大的星系，本星系群由仙女座星系、银河系、三角座星系以及大约30个其他较小的星系组成。虽然仙女座星系是最大的，但它可能不是质量最大的，因为最近的研究表明银河系包含更多的暗物质，可能是这个星系群中质量最大的。[7]2006年，斯皮策太空望远镜的观测显示，M31包含一万亿（1012）颗恒星，远远超过我们银河系中的恒星数量。[8]虽然2006年的估计认为银河系的质量约为仙女座星系质量的80%，仙女座星系的质量估计为7.1×1011 [太阳质量[2]，但2009年的一项研究得出结论，仙女座星系和银河系的质量大致相等。[9]

仙女座星系的视星等为4.4，是明亮的梅西耶天体之一[10]，即使在中等光污染的地区也能轻松地用肉眼看到。虽然通过更大的望远镜拍摄的照片显示它比满月宽六倍多，但肉眼只能看到较亮的中心区域。

观测历史

最早记录的仙女座星系的观测是在公元964年由波斯天文学家阿卜杜勒-拉赫曼·苏菲（阿佐菲）[11]进行的，他在他的《恒星之书》中将其描述为“一个小云”。同一时期的其他星图将其标记为小云[11]。基于望远镜观测对该天体进行的第一个描述是由西蒙·马里乌斯[11]在1612年给出的。查尔斯·梅西耶在1764年将其编入目录，编号为M31，并错误地将马里乌斯认定为发现者，当时他并不知道苏菲早期的工作。1785年，天文学家威廉·赫歇尔注意到M31核心区域有微弱的红色调。他认为它是所有“大星云”中最靠近我们的，并且根据星云的颜色和星等，他错误地估计它距离w:天狼星不超过2000倍。[12]

w:威廉·哈金斯在1864年观测了M31的w:光谱，并注意到它与气体星云不同[13]。M31的光谱显示了w:连续谱的频率，叠加了暗吸收线，有助于识别天体的化学成分。仙女座星云的光谱与单个恒星的光谱非常相似，由此推断M31具有恒星性质。1885年，在M31中发现了一颗超新星（称为“仙女座S”），这是迄今为止在该星系中观测到的第一颗也是唯一一颗。当时，M31被认为是一个附近的天体，所以其原因被认为是一个光度较低且无关的事件，称为新星，并因此命名为“1885年新星”。[14]

由w:艾萨克·罗伯茨拍摄的仙女座大星云。

M31的第一张照片是由w:艾萨克·罗伯茨于1887年在他在w:英格兰萨塞克斯的私人天文台拍摄的。长时间曝光首次显示了该星系的螺旋结构[15]。然而，当时人们普遍认为这个天体是我们银河系中的一个星云，罗伯茨错误地认为M31和类似的螺旋星云实际上是在形成的恒星系统，其伴星是新生的行星。w:径向速度相对于我们的w:太阳系，该天体的径向速度是由w:维斯托·斯莱弗在1912年使用w:光谱学在w:洛厄尔天文台测量的。结果是当时记录到的最大速度，为300公里/秒（186英里/秒），朝向太阳运动[16]。

M31与飞马座的邻近关系

岛宇宙

1917年，w:希伯·柯蒂斯在M31中观测到一颗新星。通过搜索照片记录，又发现了11颗新星。柯蒂斯注意到，这些新星的平均亮度比银河系中出现的新星暗了10个星等。因此，他能够估算出仙女座星系的距离为50万光年。他成为了所谓的“岛宇宙”假说的支持者，该假说认为螺旋星云实际上是独立的星系。[17]

1920年，w:大辩论在w:哈罗·沙普利和w:希伯·柯蒂斯之间展开，讨论了w:银河系、螺旋星云以及w:宇宙的尺度。为了支持他关于大仙女座星云（M31）是一个外部星系的论点，柯蒂斯还指出了类似于我们银河系中尘埃云的暗带，以及显著的w:多普勒频移。1922年，w:恩斯特·厄皮克提出了一种非常优雅和简单的天文物理方法来估算M31的距离，他的结果（450千秒差距）表明仙女座星云远在银河系之外。[18] w:埃德温·哈勃在1925年解决了这场争论，当时他首次在M31的天文照片中识别出河外w:造父变星。这些照片是使用2.5米（100英寸）的w:胡克望远镜拍摄的，它们使得能够确定大仙女座星系的距离。他的测量结果明确地证明，这个天体并非是我们银河系内的一团恒星和气体，而是一个完全独立的星系，位于我们银河系之外相当远的距离。[19]

这个星系在星系研究中扮演着重要的角色，因为它是最邻近的巨型螺旋星系（尽管不是最近的星系）。1943年，w:沃尔特·巴德是第一个分辨出仙女座星系中心区域恒星的人。根据他对这个星系的观测，他能够根据恒星的w:金属丰度区分出两种不同的恒星族群，将星盘中年轻、高速的恒星称为I型，将核球中较老、红色的恒星称为II型。这种命名法随后被应用于银河系内部以及其他地方的恒星。（w:简·奥尔特较早地注意到了两种不同族群的存在）。[20] 巴德博士还发现了两种类型的造父变星，这导致了对M31以及宇宙其余部分的距离估计值翻倍。[21]

仙女座星系的射电辐射首次由w:格罗特·雷伯于1940年探测到。20世纪50年代，约翰·鲍德温和他在w:卡文迪许天体物理学小组的合作者绘制了该星系的第一批射电图。[22] 仙女座星系的核在2C射电天文学星表中被称为2C 56。2009年，可能在仙女座星系中发现了第一颗行星。这个候选者是使用一种称为w:微透镜的技术探测到的，这种技术是由大质量天体对光的偏折引起的。[23]

概述

仙女座星系正以大约300公里/秒（186英里/秒）的速度接近w:太阳，因此它是少数几个w:蓝移星系之一。仙女座星系和银河系正以每秒100至140公里（62-87英里/秒；223,200-313,200英里/小时）的速度相互接近。[24] 预测这两个星系将在大约25亿年后发生碰撞。在这种情况下，这两个星系可能会合并形成一个巨大的w:椭圆星系。[25] 然而，仙女座星系相对于银河系的切向速度仅被确定到大约两倍的误差范围内，这使得碰撞的细节存在不确定性。[26] 这种事件在w:星系群中的星系之间很常见。碰撞事件中w:地球和w:太阳系的命运目前尚不清楚，但太阳系被从银河系中弹出或加入仙女座星系的可能性很小。[27]

1953年，当人们发现另一种更暗淡类型的w:造父变星时，对仙女座星系的距离测量值增加了一倍。在20世纪90年代，标准w:红巨星以及w:依巴谷卫星测量结果中的w:红团簇恒星的测量结果被用来校准造父变星的距离。[28][29]

w:星系演化探测器在w:紫外线光下拍摄的仙女座星系照片

最新的距离估计

至少有四种不同的技术被用来测量仙女座星系的距离。

2003年，利用红外w:表面亮度涨落（I-SBF）并根据Freedman等人2001年提出的新的周光关系值进行调整，并使用(O/H)中-0.2 mag dex−1的金属丰度校正，得出的估计值为2.57 ± 0.06百万光年（787 ± 18千秒差距）。

2004年，使用造父变星方法，得出的估计值为2.51 ± 0.13百万光年（770 ± 40千秒差距）。[3][2]

2005年，由w:伊格纳西·里巴斯（西班牙国家研究委员会，加泰罗尼亚空间研究所）及其同事组成的天文学家小组宣布在仙女座星系中发现了一颗食双星。这颗名为M31VJ00443799+4129236c的双星有两颗明亮且炽热的蓝色恒星，分别属于光谱型O和B。通过研究这两颗恒星的食现象，该现象每3.54969天发生一次，天文学家能够测量它们的尺寸。知道恒星的尺寸和温度，他们就能测量恒星的w:绝对星等。当知道恒星的视星等和绝对星等时，就可以测量到该恒星的距离。这两颗恒星位于距离2.52 ± 0.14百万光年（770 ± 40千秒差距）处，整个仙女座星系大约位于2.5百万光年处。[4] 这个新值与之前独立的基于造父变星的距离值非常吻合。

仙女座星系足够近，因此也可以使用w:红巨星分支顶端（TRGB）方法来估计它的距离。2005年，利用这种技术对M31的距离估计为2.56 ± 0.08百万光年（785 ± 25千秒差距）。[5]

将所有这些距离测量值平均起来，得到的组合距离估计值为2.54 ± 0.06百万光年（778 ± 17千秒差距）。a 根据上述距离，估计M31在最宽处的直径为141 ± 3千光年。d

质量和光度估计

仙女座星系晕（包括w:暗物质）的质量估计值为大约1.23×1012 M☉[30]（或12亿亿w:太阳质量），而银河系的质量为1.9×1012 M☉。因此，M31的质量可能小于我们自己的星系，尽管误差范围仍然太大，无法确定。即便如此，银河系和M31的质量仍然相当，而且M31的w:球状体的恒星密度实际上高于银河系。[31]

特别是，仙女座星系似乎拥有比银河系多得多的普通恒星，并且估计的w:光度约为2.6×1010 L☉，比我们银河系的光度高出约25%。[32]然而，银河系恒星形成的速率要高得多，仙女座星系每年仅产生约一个太阳质量，而银河系则为3-5个太阳质量。银河系中w:超新星的发生率也是仙女座星系的2倍。[33]这表明，仙女座星系在过去经历过一个巨大的恒星形成阶段，但现在相对w:平静，而银河系则正在经历更活跃的恒星形成。[32]如果这种情况持续下去，银河系的光度将来可能会超过仙女座星系。

结构

根据仙女座星系在可见光下的外观，它被归类为德沃库勒-桑德奇扩展分类系统中的SA(s)b型螺旋星系。[1]然而，来自w:2微米全天巡天的数据表明，M31的核球呈现出盒状外观，这意味着该星系实际上是一个棒旋星系，其棒状结构几乎是沿着其长轴方向观测到的。[34]

由w:美国宇航局的四大大型空间天文台之一的w:斯皮策太空望远镜在w:红外线波段拍摄的仙女座星系图像

2005年，天文学家利用w:凯克望远镜表明，从星系向外延伸的稀疏恒星实际上是主星盘的一部分。[35]这意味着仙女座星系中的螺旋星盘直径是先前估计的三倍。这证明存在一个巨大的、延伸的恒星盘，使该星系的直径超过22万光年。此前，对仙女座星系大小的估计范围为7万至12万光年。

该星系相对于地球的倾角估计为77°（如果角度为90°，则将从侧面直接观察）。对星系横截面形状的分析表明，它呈现出明显的S形弯曲，而不是一个扁平的圆盘。[36]这种弯曲的可能原因可能是与M31附近的卫星星系之间的引力相互作用。星系M33可能导致了M31旋臂的一些弯曲，不过需要更精确的距离和径向速度数据。

光谱学研究提供了对M31旋转速度的详细测量，这些测量是在距核心不同半径处进行的。在核心附近，旋转速度上升到峰值225公里/秒（140英里/秒），半径为1300w:光年，然后下降到7000光年处的最小值，在那里旋转速度可能低至50公里/秒（31英里/秒）。此后，速度稳步再次上升，直到33000光年的半径处，在那里达到250公里/秒（155英里/秒）的峰值。在超过该距离后，速度缓慢下降，在8万光年处降至约200公里/秒（124英里/秒）。这些速度测量结果意味着在核中集中了约6×109 M☉的质量。星系的总质量w:线性地增加到45000光年，然后在超过该半径后缓慢增加。[37]

仙女座星系的w:旋臂由一系列w:H II区勾勒出来，巴德将它们描述为“串珠”。它们看起来缠绕得很紧，尽管它们之间的间距比我们银河系中的更大。[38]仙女座星系的校正图像显示了一个相当正常的螺旋星系，其旋臂以顺时针方向缠绕。有两个连续的尾随旋臂，它们之间的最小间距约为13000光年。从距核心约1600光年的距离开始，就可以跟踪这些旋臂向外延伸。螺旋图案最可能的成因被认为是与M32的相互作用。这可以通过中性氢云从恒星中偏移来观察到。[39]

斯皮策望远镜拍摄的仙女座星系（M31）红外图像，24w:微米（来源：w:美国宇航局/w:喷气推进实验室-w:加州理工学院/K. Gordon（w:亚利桑那大学））

1998年，来自w:欧洲航天局的w:红外空间天文台的图像表明，仙女座星系的整体形态可能正在转变为w:环状星系。仙女座星系内部的气体和尘埃通常形成几个重叠的环，其中一个特别突出的环形成在距核心32000光年的半径处。[40]这个环在星系的可见光图像中是隐藏的，因为它主要由冷尘埃组成。

对仙女座星系内部区域的仔细检查发现了一个较小的尘埃环，据信它是由于2亿多年前与M32的相互作用造成的。模拟显示，较小的星系穿过仙女座星系的星盘，沿着后者的极轴运动。这次碰撞剥夺了较小的M32一半以上的质量，并在仙女座星系中形成了环状结构。[41]

对M31扩展晕的研究表明，它与银河系的晕大致相当，晕中的恒星通常“金属贫乏”，并且随着距离的增加，金属丰度越来越低。[42]这一证据表明，这两个星系遵循了相似的演化路径。在过去的120亿年中，它们可能吸积并同化了大约1-200个低质量星系。[43]M31和银河系扩展晕中的恒星可能延伸到这两个星系之间距离的三分之一左右。

核心

哈勃太空望远镜拍摄的仙女座星系核心图像，显示了可能的双结构。w:美国宇航局/w:欧洲航天局 照片。
仙女座星系核心的艺术家概念图，显示了穿过一个神秘的年轻蓝色恒星盘的景象，该恒星盘环绕着一个超大质量黑洞。w:美国宇航局/w:欧洲航天局 照片。

已知M31在其最中心拥有一个密集而紧凑的星团。在大型望远镜中，它给人一种嵌入在更弥散的周围核球中的恒星的视觉印象。核心的光度超过了最明亮的球状星团。[需要引用来源]

1991年，w:托德·劳尔利用当时搭载在w:哈勃太空望远镜上的WFPC对仙女座星系的内部核心进行了成像。核心由两个浓度区域组成，它们之间的距离为1.5w:秒差距。较亮的浓度区域，称为P1，偏离了星系的中心。较暗的浓度区域，P2，位于星系的真正中心，并包含一个108M☉的w:黑洞。[44]

斯科特·特雷梅因w:Scott Tremaine提出，如果P1是星盘在中心黑洞周围偏心轨道上的投影，就可以解释观测到的双核现象。[45] 偏心率使得恒星在轨道远心点附近停留较长时间，从而形成恒星的密集区域。P2也包含一个致密的、由温度较高的光谱型A型恒星组成的星盘。A型星在红色滤镜下并不明显，但在蓝色和紫外线下却占据主导地位，导致P2看起来比P1更突出。[46]

在其最初被发现时，人们假设双核中较亮的部分是一个被仙女座星系“吞噬”的小星系的残余物。[47] 但这种解释不再被认为是可行的。主要原因是，由于中心黑洞的潮汐瓦解作用，这种星核的寿命会非常短。虽然如果P1拥有自己的黑洞来稳定它，这个问题可以部分得到解决，但P1中恒星的分布并不表明其中心存在黑洞。[45]

离散源

利用欧洲航天局的w:XMM-牛顿轨道天文台的观测数据，在仙女座星系中探测到多个X射线源。w:罗宾·巴纳德等人假设这些是候选黑洞或w:中子星，它们将进入的气体加热到数百万开尔文并发出X射线。中子星的光谱与假设的黑洞相同，但可以通过它们的质量来区分。[48]

仙女座星系大约有460个与之相关的w:球状星团。[49] 其中质量最大的星团，被称为w:梅奥尔II，也称球状星团一号，其光度超过了w:本星系群中任何已知的其他球状星团。[50] 它包含数百万颗恒星，并且其光度大约是w:ω星团（银河系中最亮的已知球状星团）的两倍。球状星团一号（或G1）拥有多个恒星族群，并且其结构对于普通的球状星团来说过于庞大。因此，一些人认为G1是遥远过去被M31吞噬的w:矮星系的残余核心。[51] 表面亮度最大的球状星团是w:G76，位于西南臂的东半部。[11]

2005年，天文学家在M31中发现了一种全新的星团类型。这些新发现的星团包含数十万颗恒星，数量与球状星团相似。但与球状星团不同的是，它们更大——跨度达数百光年——并且密度低数百倍。因此，在新发现的扩展星团中，恒星之间的距离要大得多。[52]

卫星星系

主条目：仙女座的卫星星系

与银河系一样，仙女座星系也有卫星星系，包含14个已知的矮星系。最著名和最容易观测到的卫星星系是M32和M110。根据目前的证据，M32似乎在过去与M31（仙女座）发生过近距离接触。M32可能曾经是一个更大的星系，其恒星盘被M31剥离，并在核心区域经历了w:恒星形成的急剧增加，一直持续到相对较近的过去。[53]

M110似乎也正在与M31相互作用，天文学家在M31的光晕中发现了一条富含金属的恒星流，这似乎是从这些卫星星系中剥离出来的。[54] M110确实包含一条尘埃带，这可能表明最近或正在进行的恒星形成。[55]

2006年，人们发现这9个星系都位于一个穿过仙女座星系核心的平面上，而不是像独立相互作用那样随机分布。这可能表明这些卫星星系具有共同的潮汐起源。[56]

注释

^a 平均值(787 ± 18, 770 ± 40, 772 ± 44, 783 ± 25) = ((787 + 770 + 772 + 783) / 4) ± ((182 + 402 + 442 + 252)0.5 / 4) = 778 ± 17
^b 表观星等4.36 - w:距离模数24.4 = −20.0
^c J00443799+4129236位于天球坐标赤经00h 44m 37.99s，赤纬+41° 29′ 23.6″。
^d 距离 × tan(直径角 = 190′) = 141 ± 3 kly直径

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